1700902768

1700902769 在大爆炸的第一瞬间，X和反X粒子不断以通常的方式自纯能量产生，然后几乎立即开始相互作用，彼此湮灭变回能量。但是，X粒子的质量是1015吉电子伏，宇宙诞生后10-35秒后，宇宙的温度已经低于X和反X粒子可以产生的阈值。在那个时候，仍然有许多这样的粒子对，但是对于每个X粒子，附近都有一个反X粒子。如果所有幸存的X和反X粒子都碰到了对偶子，就会相互湮灭，那样大爆炸就不会留下任何的重子，也就无法形成恒星、行星和人类。但是，大统一理论告诉我们，拜CP破缺和宇宙膨胀所赐，X玻色子确实能以正确的方式衰变，留下一些夸克和轻子。实际上，因为X玻色子的质量很大，即使只有一个单一的X粒子，也会衰变为一大堆夸克和轻子。但为了把事情说得简单明白，我们这里只是来描述一下基本进程。

1700902770

1700902771 一个X粒子可以遵循两种衰变路径。沿着其中一条路径，产生夸克和反夸克对，它们彼此湮灭，并没有什么有趣的事情发生。沿着另外一条路径，产生的这对粒子包括一个反夸克和一个轻子，两者会分道扬镳。但这不是故事的结局。反X粒子也会衰变，同样是沿着相应的两个路径中的一个。它们可能产生夸克和反夸克对，这已无需多说；或是产生由一个夸克和一个反轻子组成的对——这时与X衰变的产物相反。再次拜宇宙膨胀和冷却所赐，所有这些衰变的最终产品到了宇宙变得过冷无法产生新的X粒子时，都会保留下来。此时，萨哈罗夫认为宇宙处于非平衡状态的关键洞见就具有了特别的意义。

1700902772

1700902773 因为如果这一切都是如上所述发生的，当所有X粒子都已经用完了，X衰变产生的粒子将会与反X衰减产生的反粒子相遇，反之亦然，所以所有的物质会再次转换成能量。但是，CP破缺告诉我们，物质和反物质的行为并不总是相同的。特别是，根据观测CP破缺建立的模型告诉我们，当所有的X和反X粒子衰变后，剩下的物质比反物质多一点（十亿分之一）。所以，当所有的物质和反物质对已全部湮灭，充满了辐射的宇宙中仍然会有微量的物质留下来——如果我们选择的模型恰当，刚刚够用来解释观察到的重子和光子的比例。粒子物理学将一个重大的希望放在了大型强子对撞机及其相关的实验上，其中包括反物质实验，它们也许可以进一步检验这些想法。但是，我们已经有了足够的信息来讲述下一阶段宇宙故事的发展，即将夸克变成氢和氦。

1700902774

1700902775 到X粒子已经衰变后，大约是宇宙诞生后10-35秒后，一些强力，如引力，已成为一个独立的实体。但是在宇宙仍然存在的高能量中，电磁和弱相互作用还没有任何区别。粒子的行为是由三个相互作用（强力、电弱力和引力）控制的，而且我们知道的作为弱相互作用载体的粒子，即W和z粒子，可以自由地漫游宇宙。夸克（事实上是轻子）仍然可以从由能量产生的粒子和反粒子对中产生，但是从现在开始，X衰变留下的粒子中，物质总会稍稍超过反物质。单个的夸克无法从那时保存到今天，但是如果这些“原始”夸克碰巧遇到了一个“新”的反夸克并湮灭，这就会使它原有的反夸克配偶子获得自由，这一过程会随着宇宙的膨胀而代代发生。

1700902776

1700902777 夸克是在宇宙产生10-10秒后产生的，那时宇宙的温度下降到低于100吉电子伏，这是产生成对的W和z粒子的门槛。从那个时候起，W和z粒子接过了进行粒子间弱相互作用的任务，而且也不会独立存在，除非是指它们产生的地方（短暂的），即在高能量状态下粒子间相互碰撞时，无论是自然的状态还是在粒子加速器中。到现在，自然的力量已经具有了我们所熟悉的四种角色，即四个不同的力，电磁从弱相互作用中分离了出来。宇宙下一阶段的发展是大量炽热的夸克相互作用，这一状态被称为夸克等离子体。一些最新的加速器实验刚刚开始探索宇宙在诞生10-10秒到10-4秒之间后的状态，该实验不只是粉碎个别粒子，而是通过使用含有像金、铅等重元素的原子核束进行对撞。不过到目前为止，关于夸克等离子体的行为我们仍所知甚少；但是很显然，宇宙诞生后约10-6和10-3秒之间（也就是说，当宇宙还只有1微秒到1毫秒之间），其温度降到了夸克不再有足够的能量自由漫游的程度，而且是成对或三个约束在一起，就像它们现在这样。宇宙诞生大约1微秒后，可用能量低于几百兆电子伏，夸克和反夸克凝聚成为重子和反重子。总体上我们可以说，夸克等离子体阶段在宇宙起源10-4秒后就结束了，毫无疑问，当宇宙年龄在一毫秒的时候，所有的自由夸克已经消失。物质仍然稍微超过反物质，这是X粒子衰变的遗产，但现在则表现为质子超过反质子，中子超过反中子，这一现象一直延续到宇宙进入到新的时代，重子成了物质重要的构成粒子。大多数的重子都和它们的反物质相遇而湮灭了，产生了大量的光子，至今仍然充满了整个宇宙；其余的重子则开始了最终导致我们存在的进程，我们可以称之为宇宙存在的重子阶段。

1700902778

1700902779 此刻值得暂停在这里，思考一下所涉及的时间尺度。当我们随随便便地谈及10-10和10-35等数字，自然的反应就是把它们看作极其微小的数字。但是10-10比10-35要大1025（即十亿亿亿）倍。在这个意义上，暴涨时期距离夸克等离子体时期，就像我们距离夸克等离子体时期一样遥远，只不过在时间的两个方向上。这就是为什么我们只是以为自己知道那时发生了什么。但是我们终于准备好重新拾起开头的故事，讲一讲从宇宙密度下降到了现如今原子的密度这一刻的故事，我们对这一阶段发生了什么事情了解得很确切。

1700902780

1700902781 在此之前，直到宇宙诞生约万分之一秒后，质子和中子并不是宇宙火球中惟一的重子。较重的、不稳定的重子仍然可以在相互湮灭之前由能量制造出来（以粒子和反粒子对的形式）。但是，随着温度下降，就无法再制造出更多的这些较重的重子，剩下的则或是相互湮灭，或是衰变，最终变成质子和中子。质子和中子对产生的阈值温度约为1013K，宇宙密度达到原子密度的时候，宇宙温度已下降到约1012K，距宇宙诞生已经有了10-4秒。但是，当时仍有大量的能量，可以产生轻得多的电子和正电子，所以大家应该想象有一个火球，具有核密度，但主要由光子和电子正电子对组成，每十亿个光子对应有大约1个质子或中子（电子与正电子之比与此类似）。在这个阶段，中子数与质子数大致相同，这主要是由于涉及中微子的反应造成的。在温度高于1010K（100亿度），一个中微子撞击中子可以将其转换成一个质子加一个电子，而电子撞击质子会将其转换成一个中子和一个中微子，而且这两个反应进行得都很平滑。但是，随着温度降到100亿度以下，这发生在宇宙刚刚开始1秒钟的时候，中子比质子略重（千分之一）这一事实开始变得很重要。随着能量越来越少，当电子撞击质子后，越来越难以弥补质量差异，所以从质子产生中子的反应变得不那么有效了，比不上中子产生质子的过程，因为后一种反应无需加入额外的能量。宇宙开始后十分之一秒，中子和质子的比例下降到了2：3；宇宙开始后1秒钟，中子的数目进一步降低，因此，重子只有四分之一的质量是以中子的形式存在的——换句话说，每一个中子对应三个质子。中子本来可能会完全消失，但当温度在1兆电子伏时，只能通过弱相互作用起效的中微子的影响变得不那么有效了。

1700902782

1700902783 不要忘了，宇宙诞生后1秒钟，当温度大约是10亿度时，整个宇宙中的状况类似于现在爆炸的超新星核心。在超新星内部极大的压力、密度和温度的条件下，中微子仍然与重子产生强烈的相互作用。但是，像太阳这样的普通恒星核心的粒子相互作用产生的中微子，却能比光线穿越明亮的窗玻璃更容易地穿越恒星。从宇宙开始后大约1秒钟时，中微子基本上停止了与质子和中子相互作用，除了发生偶尔、罕见的碰撞。当宇宙的密度低于水的密度约40万倍时，对于中微子就成了透明的，可以随意穿越的空间，而中微子则和普通物质“脱钩”（decouPled）了。但中微子仍存在——每立方米的空间中估计有10亿个左右，或每立方厘米中有数百个——而且我们将看到，它们可能仍然以其他的方式显示出重要性。

1700902784

1700902785 即使在宇宙的年龄为1秒钟后，涉及高于平均水平的能量的电子的偶然相互作用仍然能够使质子产生中子，不过这种相互作用的数量迅速下降。宇宙诞生后13.8秒，温度下降到了30亿度，17%的重子仍以中子的形式存在。这一时刻在宇宙的发展中非常重要，因为在30亿K的状态下，已不再有足够的能量产生电子和正电子对，此后剩下的那些则逐渐相互湮灭，留下了原子最终来自CP对称性破缺的电子的痕迹，与质子的数量正好取得平衡，宇宙中每一个电子都对应一个质子（从这个意义上讲，中子可以看作是一个质子和一个电子的组合，是由涉及中微子的相互作用产生的）。由于不再沐浴在高能电子和正电子的海洋中，余下的质子和中子基本上就各干各的了。

1700902786

1700902787 我们已经看到，留下的质子非常稳定而长寿。但是孤独的中子却是不稳定的，会衰变成一个质子，一个电子和一个反中微子，半衰期为10.3分钟。这意味着，虽然一开始有许多中子，但是经过10.3分钟，其中的一半将以这种方式衰变；每100秒，大约百分之十的自由中子会衰变。但宇宙的年龄在10.3分钟之前很久，剩余的中子已经安全地锁在了原子核中，它们在那里很稳定，不会衰变。

1700902788

1700902789 除了质子本身（它可被视为氢原子的核），最简单的原子核是氘，由一个质子和一个中子由强力结合在一起。此时，宇宙年龄不到半分钟，这种原子核开始短暂形成，但很快就因碰撞而撞击分离。氘核的约束能量只有2.2兆电子伏，这意味着与任何另一个携带同样能量的粒子（质子，中子，甚至是适当的高能光子）的碰撞都能打破它，将其拆开。到宇宙年龄为100秒的时候，中子的比例已下降到约14%——每7个质子才有1个中子留下来。但是，在这个时候宇宙的温度低于10亿度（略低于现在太阳核心温度的一百倍），对应的粒子能量为只有约0.1兆电子伏。此时粒子碰撞已不再有足够的能量打破氘核，任何与质子以这种方式结合在一起的中子都能免于衰变。

1700902790

1700902791 这个被称为核合成的这个过程，并不止于此。由于撞击的能量下降，氘核本身参与了与中子、质子和其他氘核的进一步相互作用，产生了稍重的原子核。增加一个额外的中子就变成了氚核（两个中子和一个质子），而更稳定的原子核是由两个质子加上一个中子构成（氦3）或是两个质子和两个中子构成（氦4）。其中最稳定的原子核是氦4，其原子核的约束力的能量是28兆电子伏，原子核中每个重子的力为7兆电子伏。由于它非常稳定，几乎所有可用的中子很快被锁定在氦4原子核中，当然也有微量的留下来形成了氘、氚、氦3以及略重的锂7等原子核。锂7包含三个质子和四个中子，从根本上说就是一个氦4核和一个氚核粘着一起形成的。但是，大爆炸没有制造重元素，因为宇宙的温度很快就降到了原子核可以以更复杂的方式结合在一起的点——因为原子核和质子都带有正电荷，而由于同性相斥，这就需要一定的能量才能将它们压缩得足够紧密，使更强大但作用距离更短的强力起作用，将它们凝聚着一起。宇宙的年龄到了几百秒的时候，已经没有足够的能量克服这一电荷的障碍。

1700902792

1700902793 当所有这一切发生的时候，宇宙中每1个中子对应7个质子，即每8个重子中有一个是中子。由于每个氦4核包括相同数量的质子和中子，这意味着每一个中子上锁定了一个质子，因此，整体上讲，8个重子中有两个，或重子总数四分之一的里面，都锁定在了氦4中，有四分之三的重子是作为自由质子，形成了氢原子核，除了我们已经提到的剩余很少部分，这些加起来只有百分之一的一小部分。由于质子和中子的质量大致相同，这意味着在大爆炸所产生的重子中，有四分之一是以氦的形式，四分之三的是以氢的形式存在。当这一活动的大部分完成的时候，宇宙的年龄是4分钟；当宇宙的年龄达到了成熟的13分钟时，核合成就完全结束了。只不过那个时候仍然还没有原子，只有自由的原子核和自由运动的电子，在仍具有高能量的辐射（以地面的标准而言）的辐射海洋中运动。接下来的数十万年中没有发生什么大事，只不过由辐射主导的宇宙继续膨胀和冷却。

1700902794

1700902795 在这个时候宇宙真的是被辐射主导。核合成开始的时候，即宇宙诞生0.1秒后，宇宙的密度为水的密度的500万到1000万倍之间。但是，由重子贡献的密度的那一小部分，只相当于水的密度的约1.5倍。几乎所有剩下的密度都是来自能量辐射——如果你喜欢，也可以说是光子的密度，即m=E/c2。现在，尽管物质已经摊得非常稀薄，宇宙的动能主要是受物质的影响，28辐射也已减弱到微波背景辐射，其温度仅有2.73K。核合成之后，从密度的方面讲，宇宙发展的下一个重要里程碑是辐射变得不如物质那么重要的时候。这发生在宇宙诞生几十万年后，这也有赖于当物质和辐射压缩或膨胀时，其行为方式的一个关键区别。

1700902796

1700902797 密度是衡量一定体积内物质的量的单位。在扁平的三维宇宙中，空间的体积与其直线长度的立方成正比。一个区域的半径如果是另一区域的两倍，则其体积是另一区域的8倍（23）。所以，当今天所观测的宇宙的半径只相当于目前线性大小的一半时，所有的星系彼此间只有目前一半的距离，宇宙的体积是目前的八分之一，物质密度是现在密度的8倍。但是，辐射密度所依据的规则略有不同。如果你想像一个充满辐射的盒子，将盒子每个边的边长加倍，体积增加8倍，辐射密度也下降8倍。但是，与此同时，辐射波长拉长了两倍——这就是著名的红移。这相当于削弱了辐射的能量，意味着对应物质的减少。因此，能量密度总体的变化不是与边长变化的立方成正比，而是与其四次方成正比。当今天的宇宙的线性尺寸是其目前的一半时，其辐射密度不是今天的8倍，而是16倍（24）。当宇宙中的线性规模是现今的十分之一时，重子密度是现在的一千倍，但辐射密度却是现在的1万倍。我们很容易看到，这一过程会使我们回溯宇宙历史时，意识到辐射的重要性，直到宇宙诞生几十万年后，辐射对宇宙密度作出的贡献才开始与物质相当，而在更早的时候，辐射是最重要的因素。

1700902798

1700902799 当辐射密度低于重子密度时，宇宙年龄在几十万年，物质和辐射开始解耦爆炸，分道扬镳。在此之前，温度过高，使电中性的原子无法构成。但是光子——它是电磁相互作用的承载粒子——与带电粒子发生强大的相互作用。带正电的原子核和带负电荷的电子在光子的海洋里运动，形成等离子体，而光子与带电粒子相互作用（实际上，是从它们身上弹开），在空间沿之字形路径飞行，就像在疯狂的宇宙弹球机里高速飞行的弹球。鉴于宇宙的温度超过几千度，任何被原子核捕获的电子在受到高能量光子碰撞之后，都会立即飞出去变成自由电子。但是，随着温度降低到了这个阀值以下，光子的撞击变得太软弱，无法打破将原子绑定在一起的电磁力，所有的电子与原子核逐渐锁定在中性的原子中。由于周围不再有更多的自由带电粒子的阻挡，光子能够几乎不受阻碍地通过宇宙空间。

1700902800

1700902801 所有这一切发生的条件状况正如现在太阳表面的温度条件，这并非巧合，因为现在太阳表面正在进行完全相同的进程。太阳表面以下，那里的温度超过6000K，由于受到高能撞击，电子被从中性原子中剥离，物质以等离子的形式存在，就像宇宙诞生火球的最后阶段。大家要是想稍微了解一下光子被困在这样的等离子体中，其处境有多么困难，可以想象如下的情景：光子从太阳的中心出发旅行，平均仅前进一厘米就会与带电粒子碰撞，并反弹飞向一个随机的方向。因此，它需要沿着之字形道路前进，每经过约1厘米长的距离，就要拐弯。因此光子即使是以光速前进，一般也需要1000万年才能到达太阳的表面。如果它可以从太阳中心沿着一条直线前进，只需2.5秒就能到达太阳表面。不过实际上，光子却要走过总共10亿光年的路——不停地前进、倒退、转向，每一步只有1厘米——才能最终走出来。要是把一个光子所走过的之字形道路取值，它将是从这儿到银河系最近的毗邻星系仙女座星系距离的5倍。只有在太阳表面，电子能与原子核结合起来形成中性原子，光子流才可以自由地进入太空。

1700902802

1700902803 因为在我们生活的星球上，电中性原子是司空见惯的常物，要想获得等离子体，需要将原子打破，然后可以重组为原子，原子物理学家将在等离子体中这些原子核和电子合并到一起形成中性原子的过程称作“重组”。他们甚至还用这个术语来描述发生在宇宙年龄在几十万年的时候的事件。但严格说来，这不是“重新”的组合，而是“首次”的组合——是宇宙历史上电子与原子核第一次以这种方式走到一起。不论用什么样的名词——在重组阶段，整个宇宙的状态都像现在太阳的表面，我们现在探测到的宇宙微波背景辐射中的光子，是从那时以来就在太空中穿行，一直没有与任何物质发生相互作用，直到它们落入射电望远镜的天线。

1700902804

1700902805 有一个巧妙的比方可以让大家感觉出这些射电望远镜所观察的情景距离宇宙大爆炸多么的近。这个比方是美国的物理学家约翰·惠勒（John Wheeler）提出的，阿兰·古斯（Alan Guth）在他的《暴涨宇宙》中进行了更新。如果把我们回望宇宙历史的活动比作从纽约帝国大厦的顶层向下面的街道看去，街道的平面代表宇宙的开始，即140亿年前，那么，现在所观测到的最远的星系相当于距离街道十层楼高的地方，所观测到的最遥远的类星体则相当于七层楼。但是，以背景辐射的形式所看到的重组，对应的则只是高出街面1厘米。这就是为什么观测宇宙背景辐射对于我们了解宇宙的早期发展如此重要。

1700902806

1700902807 即使是不谈大爆炸火球不同地点温度的微小波动的重要性，只是测量如今背景辐射的整体温度，以及知道宇宙中光子的“密度”，也对于我们了解宇宙性质提供了重要的线索。本章所讲述的故事，不停引述大爆炸不同发展时期的温度（即能量）。但是，我们是如何准确知道这些温度的呢？原因很简单，现在我们可以测量背景辐射的温度，然后使用描述辐射发生挤压时会发生什么的方程，加上说明宇宙膨胀的广义相对论方程，将时间向前推到任何我们想要了解的时代即可。这样我们就能知道如原始核合成时期的温度（或者，如果大家愿意，也可以了解在早期宇宙的那个时期，温度能够允许核合成发生）。

1700902808

1700902809 不过，这一原始的核合成发展的速率并不只是取决于温度。它还取决于那个时候重子的密度（具体地说，核粒子、质子和中子，这些统称为核子）。如果有更多的核子，则越有可能发生核相互作用；核子越少，越不太可能发生反应产生氘、氦和锂。因为我们对于宇宙中光子的密度了解得相当好，就很容易测量核子相对于光子的密度。不同的核反应以不同程度的敏感性依赖于这一比率。最敏感的反应是产生氘的反应。结果表明，在原始核合成时期，如果每1亿个光子有一个核子，那么现在每一百万份重子物质就只有0.00008份氘——每一亿个核子中，只有8个氘核。如果光子对核子的比例是1亿：1，那么每1百万个核子中将有16个氘核。如果比例是100亿：1，那么每1百万个核子中将有600个氘核。事实上，通过对最古老的恒星的光谱观测，显示氘丰度在每百万核子中有16到21之间，相对应的光子对重子的比例则仅仅是10亿：1。

1700902810

1700902811 光谱对于天文学来说是一个关键工具，因而值得简单介绍一下。由于每一种原子（每种元素）都会在光谱中产生一种具有特殊波长的线作为记号，这就像人的指纹或超市的条形码一样是独一无二的，因此天文学家只要看到物体所发出的光，就可以判断它是由什么东西构成的，哪怕它是远在宇宙的另一边。由于冷原子会吸收特定波长的光，这与其热的情况下辐射出的光的波长的模式完全相同，因此，通过分析发自遥远的星系穿越这些星云的光，我们也可以判断出太空中寒冷的气体和尘埃是由什么构成的。当物体穿越空间朝向我们运动时，其光谱的整体会向蓝色端偏移。当它们离开我们时，光谱会向红色端偏移。这种多普勒频移能够告诉我们恒星和星系在空间移动的速度有多快。不过著名的宇宙红移是由不同的过程产生的，它是由于宇宙膨胀星系之间的空间本身拉伸造成的。它告诉了我们宇宙膨胀的速度有多快，并暗示出宇宙是何时诞生的。没有光谱学，我们对所栖息的宇宙将知之甚少，而且这本书（以及其他许多书）可能永远都没法写出来。然而在光谱学的帮助下，我们可以测量在古老恒星中氦、锂，以及氘的比例，并利用这些测量结果来改进我们对原始核合成时期核子密度的计算。正是因为我们知道这些比率——例如，有百分之二十五的重子物质的质量是以氦的形式存在的——我们才知道原始核合成时期的情况如何。只要早期宇宙中核子的密度处于较小的范围内，则所有的数值都能相互吻合。以每立方厘米的克数计，实际的数字实在是太小，到了难以理解的程度——它们对应于现在宇宙中重子物质的密度为每立方厘米10-31克的几倍。如果从使宇宙保持完全扁平的临界密度的角度来考虑这个问题则更有意义。正如我们所讨论过的那样，有充分理由认为，从这个意义上讲，宇宙是平坦的，而且暴涨理论曾预言，它必须极其接近扁平。天文学家确定了扁平的临界密度为1。当我20世纪60年代末和20世纪70年代初初涉天文学领域的时候，对背景辐射的观测证据，以及最古老的恒星上最轻的元素的丰度告诉我们，现在宇宙中的重子密度在0.01和0.1之间。也就是说，重子——即构成我们人类以及所有明亮的恒星和星系的物质——只提供了使宇宙保持扁平所需的质量的百分之一到百分之十。当时，这一发现似乎是（也确实是）科学和人类思想的一个惊人的成就。但是，到了2005年，改进的观测表明，重子形式的物质占到了临界密度所需物质百分之四到百分之五，并可能更接近百分之四。测量手段的精度比30年前至少改进了10倍。29这一结果让我们面临一个无法否认的结论，即如果宇宙真的是扁平的，那么它必然含有某种不是由重子构成的物质（即非重子物质），它是看不见的，因为它不发出能量（换言之，暗物质，或者可能是暗能量）。宇宙中至少95%的物质必然是非重子物质。

1700902812

1700902813 这一点，现在看来却是一件好事。尽管此类暗物质的属性仍神秘未知（正如我们将在第六章所见），但是对于星系或者恒星却是不可或缺的。暗物质的引力作用引发了宇宙火球的细小扰动，并通过宇宙背景辐射呈现出来，它自己则产生于宇宙膨胀时代的量子扰动，对于最终产生了现在的宇宙中的可观测到的结构（包括我们自身）也起到了至关重要的作用。

1700902814

1700902815

1700902816

1700902817

[ 上一页 ]  [ :1.700902768e+09 ]  [ 下一页 ]